VÝVOJ HVĚZD
Vznik hvězd
Vznik hvězd je proces, který pokračuje až do současnosti. Důkazem pro toto tvrzení jsou nejmladší hvězdy, typu O, B a T Tauri, v otevřených hvězdokupách nebo hvězdných asociacích, pozorovaných v 60. letech 20. století V. A. Ambarcumjanem.
V současnosti máme teorii pro vznik hvězd o průměrných hmotnostech, jako je například naše Slunce, vznik velmi hmotných hvězd je zatím oblastí výzkumu.
Hvězdy na hlavní posloupnosti
Hvězdy stráví na hlavní posloupnosti (HP) asi 85 % svého života. V tomto stádiu je pro ně charakteristické:
- energie je čerpána z termonukleární fúze
- poloha hvězdy na HP je téměř neměnná, závisí na hmotnosti a složení hvězdy
- horizontální změna polohy je možná pouze u těsných dvojhvězd,vertikální změna polohy je v průběhu vývoje běžná.
Proměnné hvězdy
Úvod
Jako proměnnou hvězdu označujeme takovou, u které můžeme pozorovat nebo měřit změny jasnosti (hvězdné velikosti). U těchto hvězd je pak proměnnost buď paravidelná nebo nepravidelná a je způsobována geometrickými nebo fyzickými zmenami.
Mezi proměnné hvězdy, u kterých je pozorovaná proměnnost způsobována geometrickými příčinami - zdánlivé proměnné hvězdy patří zákrytové proměnné hvězdy. Patří k nim např. Algol, W Serpentis, W Ursae Maioris. Dále pak mezi ně patří rotační proměnné hvězdy. Tyto hvězdy mají na svém povrchu tmavé skvrny nebo nepravidelné chemické rozloženi (toto může být způsobeno nerovnoměrným magnetickým polem hvězdy) a nebo rotací pulsaru, u kterých se jedná o záblesky rotující neutronové hvězdy. Jako proměnnou hvězdu s geometricou příčinou změny jasu řadíme hvězdy, které z našem pohledu zakrývá jiný objekt např. reflexní mlhovina nebo černá díra (vniká efekt mikročočky).
U hvězdy, které mení svoji jasnost díky fyzickým změnám - vlastní (skutečné) proměnné hvězdy, se jedná o změnu některé z jejich fyzikálních vlastností jako je radiální rychlost, povrchová teplota nebo spektrum. V současné době jich známe něco okolo čtyřech desítek tisíc a rozdělujeme je do následujících skupin:
Historie
Prvními pozorovanými proměnnými hvězdami byly novy a supernovy. Jsou dochovány záznamy o supernovách z dob několik století p. k. z různých konců světa o jasném úkazu na obloze, který zářil po několik týdnů až měsíců.
Kromě nov, byly všechny hvězdy považovány za stabilní až do 17. stol., kdy byly pozorovány první neeruptivní proměnné hvězdy. Nejvíce popsanou byl pulsující rudý obr o [:omikron:] Ceti(Krásná Mira) s jeho ~330 dne velkou periodou proměn. Objevení a zmizení Miry bylo zaznamenáno D. Fabriciusem r. 1596 ( Fabricius, David (1564-1617) ), ale celý úkaz byl považován za novu.
Až systematické záznamy v 18. stol. Vedly k pozdějším objevům. Θ Serpentis byla přesvědčivě označena za proměnnou E. Pigottem (Pigott, Edward (1753?-1825) ) díky dokumentovaným podežřením G Montanariem o století dříve. J Goodricke objevil periodickou proměnné hvězdu δ Cephei, prototyp cefeid proměnných hvězd a zákrytovou dvojhvězdu β Lyrae. Zpřesnění pozorovacích údajů vedlo ke správnému popisu mechanismů hvězdných proměn. Spekulace 18. století vysvětlující proměny hvězd se většinou pohybovaly okolo pohybů dočasných skvrn na rotující zdeformované hvězdě apod. Nakonec se však většina teorií ukázala jako nesprávná a až mnohem později byla objevena pulsace hvězd.
Vznik a raný vývoj těsných dvojhvězd
Členové dvojhvězd a vícenásobných hvězdných soustav tvoří vázaný systém už od momentu svého vzniku. Hvězdy v násobných systémech vznikly společně. Poměrně vysoké procento hvězd vázaných ve dvojhvězdách (až 70 %) naznačuje, že vznik hvězd ve dvojhvězdách je výhodnější, než vznik samostatných hvězd. Vysvětlujeme si to tak, že dvojhvězdy elegantně odstraňují jednu z hlavních překážek, které stojí v cestě formování nových hvězd – kam s přebytečným momentem hybnosti. Ve dvojhvězdách se moment hybnosti, který by jinak zrodu hvězdy bránil, uloží do orbitálního pohybu složek.
Členové dvojhvězdy jsou hvězdná dvojčata, hvězdy, jež se zrodily současně, mají stejné stáří. (Vzácně mohou dvojhvězdy vzniknout i zachycením, vždy však u toho musí asistovat třetí těleso, které se při přiblížení prvých dvou hvězd musí nacházet poblíž nich ve vhodném místě, aby na sebe převzalo kinetickou energii a hybnost. V hustých hvězdokupách to nemusí být tak výlučný jev). Dál je nepochybné, že se zformovaly ve stejné části zárodečného oblaku, mají tedy totéž počáteční chemické složení. Pozorováním systémů, zejména zákrytových dvojhvězd, získáváme spolehlivé informace o hmotnostech, absolutních rozměrech, efektivních teplotách a vzdálenostech jednotlivých hvězd. To z nich činí mimořádně vhodné kandidáty pro komplexní testování teorie hvězdné stavby a hvězdného vývoje. Nicméně, při interpretaci vývojového statutu některých zákrytových dvojhvězd, narazili astronomové na výrazné obtíže. Týká se to i první z objevených zákrytových dvojhvězd, hvězdy ß Persei, známější jako Algol.
